认识宇宙万物的绝佳入门导览，让天文学变得易懂、可用！美国天文学家西蒙纽康的经典天文学巨著，风靡举世的科普知识读本。本书从宇宙结构讲起，先容了天体的运行环境，包罗太阳系、怎样确定天体的位置、地球的周年运动等，进而报告了观察天体的工具——望远镜——的发展厘革，从最初的折射望远镜到反射望远镜，再到折反射望远镜，并新增了当下的光学望远镜、射电望远镜、太空望远镜等内容。书中还详细先容了耳熟能详的恒星、行星、星团、星系，以及彗星、流星、小行星等各种天体，并在末了新增了宇宙星系、探索地外生命章节，包罗UFO、地球的开端、探索太阳系和银河系等，全面出现了赖以生存的宇宙的紧张构成形态以及各自的特点、宇宙的已往未来等丰富的天文学知识。
星辰概况
在进入我们要报告的主题之前，先来游览一番我们赖以生存的空间，如许更有利于我们简朴地相识这个天下。睁开你的想象，理想自己从宇宙之外的一个点观察，而这个点必要在非常迢遥的地方。想清晰地得到“迢遥”这一概念，我们可以用光速举行丈量。众所周知，光每秒的疾行速率约莫为30万千米，也就是说，在钟表的两声“嘀嗒”之间，光就可以围绕地球环行七圈半。如果光到这个点必要行走100万年的话，那么我们选定的观察点就比力符合了。在这个迢遥的点上，我们将处于完全暗中之中，环绕我们的只有毫无星光、黑暗一片的浩渺天空。但是，有一个方向表现着它的特殊，我们可以在那边看到一大片薄弱的光，就像黎明前的一缕曙光，又如同一片微云，占据着天空的一部门。其他方向似乎也有同样的斑驳光影，但并不是我们现在要讨论的。前面说到的那片光，那片“宇宙微光”才是我们的爱好地点。飞向它，该用多快的速率可想而知，至少要比光速快100万倍才大概在一年之内到达那边——固然，这仅仅是一个头脑游戏，究竟上没有任何东西可以逾越光速——我们离它越近，它在暗中天空中就睁开得越大，直至覆盖了天空的一半，仅余我们死后的一片黑暗。
在到达这一阶段之前，我们可以看到在那片光雾之中出现了很多闪灼着珍珠般光亮的小点。继续向前飞行，如许的光点愈渐增多，不停地与我们擦肩而过并远远消散在死后，更多新的光点劈面而来，如同搭客在飞驰的列车上看到窗外不停擦过的风景与房屋。于是，身处此中的我们渐渐发现，这些光点就是夜晚看到的散布在天空中的星斗。如果我们用之前预想的超高速率穿越整片光云就会发现，除了散布在黑丝绒般的空中的各种色彩和形状的光雾与光云外，其他什么都没有。
但是，我们并不会急急忙地穿越美丽的光云，而是先选择一颗星星，将我们的速率减缓，从而可以过细地观察它。这只是一颗小小的星星，随着我们靠近，它变得越发豁亮起来。一段时间之后，如暗夜烛火；又一段时间之后，似乎可以映出影子；再过一段时间，它的光已经可以照亮册本了；又过了一段时间，星星的亮光耀眼夺目，热力如太阳一样平常。是的，它就是太阳！
接下来，我们再选定一个位置，对于我们刚刚的路程而言，这个位置就在太阳的旁边，不外按平常的计量单元盘算却已经在几十亿千米之外了。现在，我们过细环顾附近，便能看到八颗如星星般的光点远近差别地分布在太阳附近。如果我们长时间观察这些光点，就会发现它们都在围绕着太阳运行，且绕行一周的时间黑白不一，有的只需3个月，有的却要165年。这些光点与太阳隔断的远近也有着巨大差别，最远的一颗比近来的一颗远约莫80倍。
这些如星星般的东西就是行星，只要我们认真观察就会发现它们与恒星的差别——它们都是不透明的暗中物体，不发光，只能借助太阳的光。
我们接着观察此中一颗吧。根据它们隔断太阳远近的序次，我们选择了第三颗行星。从上方靠近这颗行星——也就是从它与太阳的连线成直角的地方，越靠近，它就变得越大越豁亮。当隔断非常靠近时，它看起来就像半轮明月——一半在太阳的照耀下非常豁亮，另一半则隐于暗中之中。再靠近一些，被太阳照亮的部门连续扩大，并出现出斑驳的光点。渐渐再扩大一些，斑驳的光点就化成了海洋和陆地，约莫有一半外貌被云遮住而看不到；隐在暗中中的那部门，也出现出一些不规则分布的豁亮斑点，闪灼着如钻石般的光芒，这是人类在地球上的佳构——都会灯火。我们关注的这个外貌在眼前不停延展，逐步覆盖了越来越多的天空，直到末了我们看出这就是全部天下。我们落在上面，回到了地球。
上文报告的这些，让我们相识到，飞越天空时凭肉眼看不到的谁人点，当我们靠近太阳时，它就成为一颗星；更靠近一些，会发现那是一颗不透光的球体；末了，它成了我们现在居住的地球。
这趟想象的飞行旅途让我们明确了一个紧张的究竟：夜空缀满的星星大多数都是恒星，都是太阳。换句话说，太阳只是此中一颗恒星。相比之下，太阳照旧同类恒星中较小的一颗，有很多恒星发出的光和热是太阳的几千乃至上万倍。倘若仅从恒星固有的内在代价来评价群星，那么看起来光芒万丈的太阳着实没有足以逾越其亿万同类的精良方面。我们之以是夸大太阳的紧张性以及它在我们眼中的巨大程度，都源自我们与它之间一种偶尔的关系。
以上就是我们对这一巨大宇宙星辰体系的形貌。从地面上看到的征象与想象飞行中的后半段看到的雷同，天空中散布的繁星正是我们想象飞行中见到的那些星辰。我们从地面的位置仰望天空，与我们在迢遥星空中的某一点上观测天空，其最大的区别就在于太阳和行星所处的突出位置。白天，太阳的万丈光芒掩藏了漫天星辰。假设我们能在更广阔的地区截住太阳的光芒，就能看到星辰日日夜夜在空中闪灼。这些天体围绕在我们附近，恍然间地球就恰似巍然立于宇宙中央，而这恰好符合我们先人的料想。
什么是宇宙
我们可以把在天空中看到的与在前面相识到的宇宙最大限度地接洽起来。我们称宇宙空间物质的存在情势为天体，天体可以分为两类：一类由万千星星构成，它们的分列方式和外貌与我们前面讲的一样；另一类则以一颗星星为焦点，其他星星受它的某种力气影响而围绕它，这是全部天体中对我们来说最紧张的一类。以太阳为中央主星，很多小星星围绕太阳而构成的一个星群被称为太阳系。太阳系有一个紧张特性——与宇宙中浩繁星辰间令人赞叹的隔断相比，它的范围着实太小了。以我们现在的相识，太阳系附近的广阔空间什么都没有。即便我们可以从太阳系的一边飞越到另一边，并不会紧缩火线的星星与我们的隔断；纵然到了太阳系的边沿，我们看到的星座形状也与从地面上看到的完全一样。
天体的巨细和隔断可以资助你形貌出宇宙大抵的样子，但我不想在这里罗列太多数字，我们不妨来做一个宇宙模子，大概更有助于我们创建起概念上的认识。起首，在这个宇宙模子中，我们把居住的地球假想为此中的一粒芥子，对照这个比例，月球就只是仅有芥子直径1/4巨细的一粒微尘，位于隔断地球2.5厘米远的地方。我们再用一个大苹果来表现太阳，把它放在隔断地球12米远的地方。至于其他行星，巨细各不雷同，从肉眼不可见的微尘到一粒豌豆都有，它们与太阳之间匀称有着4.5米到360米的隔断。我们可以想象一下，这些小东西开始围绕太阳逐步旋转，如我们前面所讲，它们旋转一周所用的时间也差别，从3个月到165年不等。芥子（地球）每年围绕大苹果（太阳）转一圈，玉轮会像好朋侪一样陪着它绕大苹果（太阳）旋转一圈，同时，玉轮还会绕着芥子（地球）旋转，一个月旋转一圈。
按照这个比例可以盘算出，我们做的太阳系模子可以平放在2.6平方千米范围之内。在这个范围之外，纵然我们能飞越比整个美洲大陆还宽广的隔断，也看不到任何东西，偶尔只有一些彗分离布在模子边界。在更迢遥的地方，我们还会碰到一颗最靠近的恒星，这颗恒星就像我们的太阳，同样可以用一个苹果来表现。再远一些，另有如许的星系分布，但它们之间的隔断根本和太阳与最靠近它的恒星的隔断一样。不外，按照我们的模子比例，在地球这么大的地方，能容纳下的也只有两三颗星星。
由此可知，在之前假想的宇宙空间中飞行时，像地球这么小的东西很容易被我们忽视，纵然过细征采，也不愿定可以或许找到它。我们就比如在密西西比河谷上空飞行的人，想看清晰美洲大陆某个地方的一粒芥子。纵然是谁人代表光芒万丈的太阳的“大苹果”，也完全大概被忽视，除非它刚好离我们很近。
天空万象
星辰之间的隔断太过迢遥，仅凭我们的肉眼很难对宇宙的巨细有一个清晰的认识，即便脑洞大开、充实想象也估算不出我们隔断这些天体究竟有多远。如果我们可以或许通过眼睛发现星辰之间的隔断，可以或许一眼看到恒星和行星外貌的特性，那么宇宙的机密早在人类开始对天空举行研究时就被发现了。只要稍加思考就会明确，如果我们站在隔断地球充足远的地方，比方在地球直径1万倍的高空，我们将看不清地球的巨细，在太阳的照耀下，只能看到一个一闪一闪的小点，与天上的其他星星一样。古人应该想象不出如许的隔断概念，因此，他们不停以为所见的天体与地球截然差别。哪怕到了今世，我们仰望天空时，仍旧不敢信任恒星比行星迢遥千百万倍这个究竟。看起来，全部星星似乎都分布在同一片天空。我们必须运用逻辑学和数学的原理，才可以真正相识天体真实的分布和隔断的远近。
就是由于如许，我们才对天体之间隔断的迢遥没有认知，也就难以在心中形成与它们真实关系符合合的图像。 以是，读到这里，我提示你们肯定要会合注意力和想象力，云云，我才气够把这些复杂的关系尽大概用简朴的方法表达出来，这对各人明确星辰的真本相况大有助益。
假设我们能将地球从脚下移走，让自己悬浮在半空中，就会看到太阳、玉轮、行星和恒星围绕在我们附近，上下左右、东西南北都有。除此之外再也看不到其他别的什么了，而且如同我们之前所讲，这些天体看起来都与我们保持着雷同的隔断。从中央点以同样隔断向附近分散在各个方向上的全部点，都肯定位于同一个球面上，而全部天体就恰似被安置在这个球面上一样。
天文学研究的对象是天体相对于我们的方位，我们看到的球体就仿佛真实存在于天文学中，这就是所谓的“天球”（celestial sphere）。在这种假设的底子上，地球不在我们脚下了，那么天球上的全部天体就都会克制运行，时间一天天已往，恒星停顿在那边似乎丝绝不动。但只要认真对行星举行观察，我们便会发现，它们在几天大概几周内（观测的时间由各自环境而定）在悄悄地围绕太阳运行。这种环境并不能被立即发现。我们起首想到的，是这个天球由什么构成，那些天体又为什么可以固定在它的内部外貌。古人应该也思量过这个标题，他们将这个观点修正得更符合现本相况，也由此想象出很多天球嵌套在一起，从而形整天体的差别隔断。
好了，让我们再把地球搬返来吧！接下来要磨练一下各人的想象力，地球与天空的巨细相比，仅仅是一个小点；但如果我们将它放在适当的位置上，它的外貌就会遮挡住我们眼中的一半宇宙。就似乎我们把一个有虫子的苹果放在房间，在小虫的眼中看到的就是被苹果挡住一半的房间。地平线上一半的天球是可以看到的，我们称它为“可见半球”（visible hemisphere）；而另一半在地平线下被地球挡住的天球，则被称为“不可见半球”（invisible hemisphere）。固然，如果你想看到另一半球，通过举世观光改变你在地球上的位置就可以了。
相识了前面这些环境，我要再次提示各人会合注意力了。你们肯定知道地球不是静止的，而是围绕着中央轴时候转动，如许的旋转会让整个天球看起来似乎是在自东向西转。地球的这种自转和由此导致的星辰视觉转动被称为“周日运动”（diurnal motion），由于它们是一日一周的运动。
星辰的逐日视转动
接下来我们再来相识一下，地球自转这一简朴概念与由此引起的天体周日视运动表现出的复杂征象之间的接洽。天体周日视运动因观察者在地球上选择的纬度差别而差别。
我们起首从北纬中部地区开始观察。为了更好地得到答案，我们照旧先想象出一个天球，一个内部空间充足大的空球，巨细与摩天轮雷同，直径约10米。如图1–1所示，这个空球被固定在转轴的两点（P和Q）上，从而使空球可以倾斜转动。O是中央点，上面放着一个平面盘子NS，我们就位于这个平面盘子上。星座则位于空球内部，并分布于整个内外貌，空球的下面一半也有星座，只是被平面盘子遮住，我们无法看到。这个平面盘子表现地平线。
图1–1 想象中的天球
我们让这个大空球围绕轴点转动起来，就会看到轴点P附近的星星也围绕着P点旋转。K点到N点这个圆周上的星星会随着空球的旋转擦到平面盘子的边沿。而那些隔断P点更远的星星会掉落到平面盘子的下面，掉落的远近程度与它们到P点的隔断有关。靠近EF圈的星星则在P点和Q点中央，当空球开始旋转，它们附近的星星一半在平面盘子的下面，一半在平面盘子的上面。而S点到T点这个圆周上的星星却不能转到平面盘子上面来，也就是说，我们永世看不到它们。
天球在我们眼中就是如许一个球体，只是无穷大而已。看起来它似乎不停在围绕天空中的一点不绝旋转，太阳、玉轮和星星都随其转动。星辰之间保持着它们的相对位置，如同固定在旋转的天球上。云云也就意味着，如果我们想在夜间的任何时候为星星拍摄一张照片，那么只要我们把握了准确的方位，它们在其他时间还会处于照片中雷同的位置。
继续回到图1–1，我们将转轴上的P点称为“天球北极”（north celestial pole）。对于居住在北纬中部的人们（我们大部门人都住在这里），“天球北极”是在北天上，险些靠近极点和北方地平线的中央。我们居住的地方越靠南，北极也就越靠近地平线，它离地平线的高度恰好与观测者地点地的纬度同等。隔断北极近来的一颗星就是我们常说的北极星（Polaris），关于怎样探求它，我们将在反面详细先容。如果是一样平常的观测，北极星险些不停停在那边，并没有怎么移动。它与北极的夹角也仅有1?多一点，但我们现在不消去讨论这个差别。
正对着天球北极的是“天球南极”（south celestial pole），它位于地平线的下方，与北极到地平线的隔断雷同。
显而易见，从我们所处的纬度看到的周日运动是倾斜的。当太阳从东方冉冉升起时，它看起来并不是从地平线上不停升起，而是沿着斜向南边与地平线呈一个锐角来运动。以是，当它落山时，运动的轨迹也是以同样倾斜的角度向地平线靠近。
假设我们手中现在有一个很大的圆规，大到可以靠近天空。我妹浇椴规此中一只脚固定在天球北极，另一只脚则放在天球北极下面的地平线上。固定在天球北极那只脚保持不动，用另一只脚在天球上画出一个完备的大圆圈。这个圆圈的最低点恰好与地平线相连，从我们居住的北纬地区看已往，它的最高点已经快要靠近天顶了。这个圆圈上面的星星是永世不会坠落的，看起来它们只是天天围绕北极转一圈，因此也被称为“恒显圈”（circle of perpetual apparition）。
在这个圆圈以外，靠近南面远处的星星升起又落下，但是越靠南的星星，它们天天在地平线上走过的路程就越少，直到最南边的一点上，险些就看不到了，星星只会在地平线上一闪而过。
从我们地点的纬度看已往，更靠南的星星根本不会出现。这些星星都在一个“恒隐圈”（circle of perpetual occultation）内，这个圈以天球南极为圆心，与恒显圈以天球北极为圆心一样。
图1–2 恒显圈内北天紧张星座
我们来看一下图1–2，这是一个可以从北方观察到的恒显圈内北天上的紧张星座。如果将适当的月份转到对应的顶上，我们就能在当月晚上的八点左右看到北天中的星座。图中还标出了探求北极星的方法，就是使用大熊星座七颗星星（Ursa Major，俗称北斗七星）中的“指极星”（Pointers）的延伸线，可以在其所指的方向上找到北极星。
现在，让我们改变角度看看会发生什么厘革，如果我们是向赤道的方向观光，那么地平线的方向会随之改变。在途中，我们还将发现北极星徐徐着落。我们隔断赤道越来越近，北极星也将越来越靠近地平线，我们到达赤道时，北极星就到达地平线上了。我们之前讲到的恒显圈也自然会越来越小，在我们到达地球时，恒显圈完全消散在赤道上，南北方向的地平线上是天球的南北极。这里的周日运动与我们讲到的大不雷同。太阳、玉轮和星辰一同升起。如果有一颗星刚好从正东方升起，它肯定会颠末天顶；天上升起来的偏南的星星，肯定将颠末天顶南边；而从偏北升起的星星自然会颠末天顶北边。
继续向南，到达南半球。我们就会发现，固然太阳是从东方升起，通常却颠末天顶的北面横过中天。南北两半球最紧张的差别在于：既然太阳是颠末天顶的北面横过中天，那么太阳的视运动就与我们所处的地方差别，并不是和钟表上的时针运动方向一样，而是恰好相反。在南纬中部地区，看不到我们认识的北天星座，它永世在地平线以下，天空中都是我们没见过的新的南天星座。此中一些还以美丽壮观著称，比方南十字星座。究竟上，人们通常以为南天上的星座比北天上的更美丽、更多。但这一观点已被证明并禁绝确。颠末对这些星辰的过细研究和盘算，我们发现南天和北天拥有的星星数目根本雷同。之以是会产生如许的错觉，大概是由于南半球的气候相对清朗，南半球非洲大陆和美洲大陆的氛围中烟雾含量比北半球少，加之气候干燥，因此南天上的星星看起来更为繁多。
我们在前面讲过的北天星辰绕着天极的周日运动同样实用于南天。不外，南天极没有南极星，以是无法辨别天球南极的位置。只管南天极附近分布着一些小星星，但远不如天空中其他位置的星星那样麋集。南半球固然也是有恒显圈的，而且越向南圈越大。这进一步阐明，南天极附近也围绕着一圈永世不会坠落的星星，并不停围绕南天极旋转，旋转的方向也和北天极的星星相反。相对来说，固然北半球也有其恒隐圈，北极附近的星星就在这个圈内，这些星星在我们所处的北纬上也是永不坠落的。我们只要越过南纬20?，就完全看不到小熊座（Ursa Minor）上的任何天体了，再向南，大熊星座也只在地平线上暴露一小部门。
如果我们的观光继续向南，就将告别星辰的升落，由于那些星辰围绕天空的运行轨迹是平行的，轨迹的中央——也就是南天极，与天顶重合。这种环境也同样发生在北天极。
时间和经度的关系
众所周知，地球外貌一条由北向南颠末某地的线被称为该地的子午线。再准确一点，地球外貌的子午圈是毗连南北南北极的半圆。这个半圆从北极向各个方向扩散，从而让我们可以或许画出颠末任何地点的子午线。国际公认的盘算经度的出发点是格林尼治皇家天文台的子午线，大多数地区的时间也是以此为据设定的。
与地球上的子午圈相对应的是天球上的子午圈（就是地球上的子午圈在天球上的投影）1，天球上的子午圈起始于北天极，通过天顶，并在最南的一点与地平线相交，再向南末了到达南极形成半圆。地球是围绕地轴旋转的，天球上的子午圈与地球的子午圈也随之一起转动，如许，天球上的子午圈在一天内能运行颠末整个天球。而在我们眼中，天球上的每个点在一天之内都会颠末子午圈。
太阳颠末子午圈的时候，就是我们惯称的中午。在今世计时工具还没有出现之前，我们的先人是根据日照的高低来订定时间的。但是，由于黄道倾斜角和地球绕日轨道的偏爱率的影响，太阳连续两次颠末子午圈的隔断时间并不完全雷同。换言之，如果计时工具准确，那么太阳从子午圈颠末的时间偶尔会是12点之前，偶尔则是12点之后。只要明确了这个原理，那么区分视时（apparent time）宁静常（mean time）就不再是一个困难。视时指依据太阳测定的逐日时间，黑白不等；平常则是依据钟表设定的时间，黑白完全相称。两者之间产生的差别就是我们所称的时差（equation of time）。它们之间相差最多的时间出现在每年11月初和2月中旬。11初，太阳会在12点前的16分钟颠末子午圈；2月中旬，则在12点14分至15分之间颠末子午圈。
为了确定平常，天文学家们以他们的非凡才智构想出平太阳（mean sun）这一概念，平太阳不停沿着天球赤道运行，它每次颠末子午圈的隔断时间完全雷同，以是偶尔会在真太阳之前，偶尔则在真太阳之后。根据构想出来的平太阳，就能确定天天的时间了。如果可以不思量真本相况，只通过视觉上的情形来阐明这个标题会更容易。假设地球静止不动，平太阳绕地球旋转，逐步颠末各地的子午圈。那么，我们可以想象不停围绕天下运行的就是“中午”这一时候。在我们所处的纬度上，它的速率只有每秒300米，换句话说，如果我们地点的地方是中午，1秒钟后，向我们西边300米远的地方便是中午；再过1秒，再向西300米的地方就是中午……以此类推，颠末24小时，中午会再次回到我们地点的地方。这种环境最显着的结果就是：恣意两个在差别子午圈上的人，绝对不会处于同一时间。当我们向西走时，我们会觉恰本地时间比我们的手表时间更慢；而向东走，这种环境又会相反。这种有区别的时间厘革就被称为地方时（local time）。
尺度时
由于地方时存在的差别，给观光者造成了极大的未便。从前，全部铁路运营者都有自己的子午圈，铁蹊径上的列车都按照自己的时间运行，但游客们会按自己的钟表表现时间安排行程，常常由于不相识自己的钟表时间与铁路时间的差距而误了火车。直到1883年，科学家们才订定出我们现在使用的尺度时间制度。这个时间制度规定，每15?（太阳每小时颠末的地方）为一个尺度的子午圈，中午颠末尺度子午圈时，两边7.5?相加的地区都是中午，这就是“尺度时”（standard time），而标注这些地带的经度以颠末格林尼治天文台的子午圈为出发点。费城在经度上与格林尼治天文台相距约75?，时间为5小时，更准确地说是5小时1分。如许一来，美国东部各州的尺度子午圈就位于费城东面一点。当平中午（mean noon）颠末这个子午圈时，向西不停到俄亥俄州都算是中午12点。一小时之后，密西西比河道域是12点。再过一小时后，落基山脉地区是12点。再颠末一小时，平静洋沿岸是12点。由此可知，美国有四种时间：东部时间、中部时间、山地时间和平静洋时间，依次相差一个小时。按照尺度时间制度，观光者在平静洋和大西洋之间穿梭超过时区时，每次只需将钟表调快大概调慢1小时，就可以与他地点时区内的时间雷同了。
中国在1949年从前，设置了中原、陇蜀、新疆、长白和昆仑五个时区，差别时区内的时间差别。中华人民共和国建立后，将都城北京地点的东八区确定为天下尺度时间，同一为“北京时间”。
通过这种时间的差别，我们可以判断一个地区的经度。如果一个位于纽约的观测者在某颗星星颠末本地子午圈时向芝加哥发送电报，这个时间会被两个地方记载下来。当这颗星星到达芝加哥的子午圈时，另一位发报者也按下电报发出键。那么，这两次电报的时间隔断就是这两个地点相差的经度。
另有一种方法可以确定经度，即身处两地的观测者分别将各自的地方时向对方陈诉，如许得出的结果与前面我们假设的一样，两地的时间差就是两地相差的经度。
不外，我们必须记着，太阳从东边升起、由西边落下依据的是地方时，而不是尺度时。因此，日历中标注的日出和日落的时间并不能确定钟表的尺度时，但恰好处于尺度子午圈上除外。地方时和尺度时的差别是，当我们在向东或向西观光时，地方时不停发生改变；而尺度时却只在我们每颠末某个时区的边界时，跳过1小时。
日期在什么地方改变
“半夜”和“中午”雷同，不绝地围绕地球旋转运行，连续颠末每个子午圈。每颠末一个子午圈，就代表这个子午圈对应的地方开启了新的一天。假设它颠末某个地方时恰好是星期一，那么当它再次颠末时就是星期二了。以是，肯定存在一个在星期一和星期二接壤处的子午圈，又大概说，存在一个两天的临界点。这个分别日期的子午圈被称为“国际日期变动线”，它是基于人们的风俗和应用的便利性来规定的。当人们向东西两个方向迁徙时，会将按照自己盘算日期的方式一同带去。直到向东而去的人和向西而去的人在某处相遇，才发现相互之间的日期相差了一整天，向西去的人还在过星期一，而向东行的人已经是星期二了。美国人到达阿拉斯加时就碰到了如许的环境。俄罗斯人向东行走到了阿拉斯加，美国人向西走到达该地。在同一个地方，美国人的时间还在星期六，而俄罗斯人已经在过星期日了。如许就产生了一个标题：本地住民想去希腊的教堂做星期，应该怎样盘算日期呢？是依照新日期的盘算法照旧昔日期呢？这个标题被圣彼得堡教会的主教知晓后，请来了普尔科沃天文台（Pulkovo Observatory，俄罗斯国家天文研究机构）的负责人斯特鲁维。斯特鲁维写了一篇陈诉，以为美国的日期盘算方法更为准确，于柿攴斧将日期的盘算方法同一。
现在规定的国际日期变动线是指与格林尼治天文台正对的子午线。这条边界恰好位于平静洋中央，只颠末亚洲东北角以及斐济群岛的一部门陆地。如许的地理环境很有利，克制了因国际日期变动线穿过一个国家内部造成的严峻未便。如果日期变动线从一个国家内部穿过，那么这个都会的日期就会与相邻都会的日期相差一天，乃至同一条街道两边的住民会过着差别的日期。但是，如果日期变动线在海洋里，就可以克制这种未便的发生。日期变动线并不是严酷意义的地球上的子午圈，它可以曲折迂回以克制前面讲到的未便。因此，纵然与格林尼治呈180?的子午圈恰好从查塔姆群岛及其相近的新西兰之间穿过，两地住民的时间依然可以同等。
怎样确定天体的位置
为了完备相识天体的运作和观测星星的位置，我将在这一节的内容中引入一些专业名词术语，并对它们举行表明阐明。如果你只是想扼要相识天空征象，那么这一节的内容并不紧张。我想约请一些渴望深入学习的人，来和我一起研究在“天空万象”中报告的天球。如果各人已经忘记，那就让我们重新回到图1–1，再来看看地球和天球的关系：一个真实存在的球体是地球，我们正站在它的外貌，它带着我们天天不绝地旋转；别的一个则是看起来存在的天球，它在迢遥的地方困绕着地球。固然这是一个并不存在的大球，但我们肯定要在脑海中想象出来，如许才气知道去什么地方探求天体。必要注意的是，我们身处天球的中央，因此看到的天球上的东西仿佛都在球的内部外貌上，而我们在地球的外部外貌上。
这两个球上的很多圈点之间都有雷同的关系，也是我们提到这两个球的缘故原由。我们在前面已经说过，地球的转轴指出了我们的南北极，又向两个方向延伸横穿长空，指出了天球的南北极。
我们知道围绕着地球的赤道与南北南北极的隔断相称。同样，天球上也有一条赤道围绕着天球，与南北天极各呈90?。如果我们能将它在天上画出来，就可以发现它的位置昼夜稳定。我们必要更准确地想象出它的形状。它在正东和正西两个点上与地平线相交——现实上就是3月（春分）和9月（秋分），太阳在地平线上的12小时内，周日运动在天上移动的那条线路。从美国北部的各州来看，天球赤道恰好穿过天顶与南边地平线之间的正中，越向南越靠近天顶。而中国的大部门地区也是云云。
正如地球上有平行于赤道且围绕地球赤道南北的纬度圈一样，天球上也有两个平行于天极的圈子。地球上的纬度圈越靠近南北极越小，天球上的纬度圈也是云云。
我们知道，地球上的经度是根据通过该地从北极到南极的子午圈丈量出的，而这个子午圈与颠末格林尼治天文台的子午圈形成的角度就是本地的经度。我们可以在天球上找到雷同的东西。想象一下，一些在天球上的北天极和南天极之间朝各个方向散开的线，与天球赤道呈直角正交，如图1–3所示，这些圈被称为“时圈”（hour circle）。我们把此中之一称为“二分圈”（equinoctial colure），图1–3中也已注明，这条线恰好颠末春分点，这个内容我们将在下一节讨论。二分圈在天球上的作用与格林尼治子午圈在地球上的作用雷同。
天球上一颗星星的位置可以与地球上一座都会的位置一样，用经纬度来确定，不外使用的名词大不雷同。天文学中，天球上与地球经度相称的被称为“赤经”（right ascension），而与地球纬度相称的被称为“赤纬”（declination）。于是就有了下面这些界说，读者们肯定要牢记：
图1–3 天球经纬表示图
一颗星的赤纬指的是它隔断天球赤道在南北方向的视距。图1–3中的星星正在赤纬北25?。
一颗星的赤经指的则是颠末这颗星的时圈与颠末春分点的二分圈形成的夹角。图1–3中的星星正在赤经3时上。
天文学中通常用时、分和秒表现星星的赤经，如图1–3标出的那样；也可以用度数来表现，如同地球上的经度一样。如果想将赤经的时分秒转化成度数，只需乘以15即可。这是由地球每小时内旋转15?决定的。从图1–3中我们还能看出，纬度的相差体现在直线隔断上。单元长度在地球上都是雷同的，但经度的相差是不一样的，它的直线隔断从赤道向南北极渐渐变小。在地球赤道上，每经度相差111.8千米，但在南北纬45?上，相差就只有67.6千米了；再到南北纬60?上，每经度相差已不到56千米；到了南北极则淘汰为0，这是由于各子午圈已经相交于此了。
由此，我们相识到，地球自转的线速率也会依照如许的规律递减。在赤道上，经度如果相差15?，那现实隔断就相差1600千米，地球旋转的线速率为每秒460米；在南北纬45?上，线速率减慢至每秒300米多一些；在南北纬60?上时，线速率就只相称于赤道上的二分之一了；在南北极则降为0。
如果将如许的经纬应用到天球上，地球的自转会成为唯一的困难。只要我们不动，就始终保持在地球的某一经度上。但是，由于地球的自转，天球上任何一点的赤经都在不停发生厘革，只管在我们看来是固定不动。天球子午圈和时圈的区别在于，天球子午圈随着地球转动，而时圈则固定在天球上。
地球和天球之间的每一点特性都很相似，地球自西向东绕着它的轴自转，天球仿佛自东向西旋转。如果我们将地球想象为天球的中央，有一根共同的转轴穿过它们，如图1–3所示，我们就可以或许更清晰地明确它们之间的关系了。
如果太阳也如同星辰那样，在天球上静止，那么我们要找到一颗已经知道赤经和赤纬的星星就不是一件困难的事。不外，由于地球每年会围绕太阳旋转一周，那么每晚雷同时候，天球上太阳的视位置就会发生厘革，且永不雷同。接下来，我们开始讨论公转产生的影响。
地球的周年运动及其影响
我们都知道，地球不光绕着自己的转轴旋转，还围绕太阳公转。这种运动令太阳看起来是在众星之间每年围绕天球旋转一圈，我们想象自己是在围绕着太阳运动，就能发现太阳正朝着反方向运动，如许就会看到太阳在比它更迢遥的众星之间运动。固然，由于白天看不到星星，以是这种运动难以被容易发现。但是，如果我们长时间紧盯着西边的一颗星，就会感觉到这种运动。我们会发现这颗星降落得一天比一天早，也就是说与太阳越来越靠近。确切地讲，既然这颗星的位置稳定，那么似乎是太阳在渐渐向星辰靠近。地球的周年运动显而易见。
如果我们可以在白天望见星星，看到它们都散布在太阳的附近，环境就会越发显着。再如果我们看到一颗星星和太阳一同升起，那么在一天之中，太阳会阔别那颗星星，徐徐向东移去。直到太阳快要落下时，它与这颗星的隔断约莫便是自身的直径那么远。越日清早，我们会看到它离那颗星星的隔断更远了，约莫是自身直径的2倍。图1–4中表现了春分时（3月21日）的这种环境。这种运动月复一月地连续着，比及太阳阔别这颗星，绕着天球运行一圈，一年之后将会与这颗星星再次相遇。
图1–4 太阳在3月21日左右颠末天球赤道
太阳的周年视运动
我们再来看图1–5，它表现了地球围绕太阳运行的轨道，迢遥的星辰是它的配景。本地球在A点时，太阳处于AM这条直线上，对应到星辰中的M点。而本地球从A点移动到B点时，太阳也就对应到N点，以此类推连续一年。古人应该是很早就注意到太阳的这种周年运动，他们在绘制这种图像时泯灭了非常大的精神，他们想象出一条绕过天球的线，太阳总是绕着这条线做周年运动。这条线被他们称为“黄道”（ecliptic）。古人发现，只管不是完全同等，但行星的运动轨迹根本与太阳通常的轨迹雷同。他们由此想象出一条把黄道线夹在中央的带子，带子内里包罗了全部已知的行星和太阳，这个带子被称为“黄道带”（zodiac）。他们将这条带子平分为十二宫，每一宫包罗一个星座，太阳每个月进入一宫，一年颠末十二宫。这就是人们常说的黄道十二宫，它们的宫名与地点的星座雷同。这与我们现在知道的环境稍有差别，由于岁差运动在痴钝地起作用，我们将会在反面讲到这一点。
图1–5 地球的轨道和黄道带
云云，我们就可以或许看出，我们提到过的围绕整个天球的两道圈是通过差别的方法得出的。天球赤道由地球转轴的方向决定，恰幸亏两个天极的中央嵌入天球；黄道则是由地球绕太阳的运行轨迹而来。
这两道圈并不一样，却在相对的两点相交，约莫成23.5?，大概说约为直角的1/4，这个夹角被称为“黄赤交角”（obliquity of the ecliptic）。为了准确明确这种征象产生的缘故原由，我们必须再说一下天极的标题。依据前面先容过的内容，我们很容易知道两个天极是由地球转轴的方向决定的，而不是由天上的什么来决定；它们仅是由于天球上相对的两个点恰好与地球转轴形成一条直线。天球赤道是两个天极正中央的大圈，这自然也是由地球转轴的方向决定的。
我们现在假设地球绕日运行的轨道是程度的，而且将其想象为一个平盘的圆周，太阳就位于平盘的中央。地球沿着圆周运动，中央恰好也在平盘之上。那么，如果地球的自转轴是垂直的，赤道就肯定是程度的，而且与平盘圆周处于同一平面中，地球沿着平盘运动一周，中央始终对着太阳。以是，由绕日运动确定的黄道也肯定与天球赤道是同一个圆圈。黄赤交角（黄道倾斜角）形成的缘故原由在于地球自转轴并不是垂直的，而是倾斜了23.5?。黄道宁静盘的倾斜角也是23.5?，而这个倾斜就是地轴的倾斜。另有一个与此相干的紧张究竟，本地球绕太阳旋转时，它的轴在空间中的方向是稳定的。因此，地球北极偶尔靠近太阳，偶尔又阔别太阳。图1–6清晰地展示了这种环境，也就是我们刚刚假设的平盘圆周，地轴向右倾斜，而北极的方向永世稳定。
图1–6 黄赤交角表示图
如果不明确黄道倾斜角的影响，我们可以再举个例子，假设在某一个3月21日前后的中午，地球克制了自转，但继续围绕太阳公转。未来的三个月中，我们就会看到图1–7中表现的环境。假设我们在图中望向南天，会发现太阳正在子午圈上，乍看起来似乎是静止的。如图所示，天球赤道自东到西与地平线相交，与前面形貌的环境雷同，黄道和赤道相交于春分点。接下来再连续观测三个月，我们会看到太阳逐步沿着黄道来到夏至点上，那是太阳到达的最靠北的一点，约莫在6月22日左右。
图1–7 春夏间太阳沿着黄道的视运动
图1–7可以让我们观察到太阳在接下来三个月中的运行。颠末夏至点后，太阳会沿着它的轨迹渐渐向天球赤道靠近，约莫在9月23日（秋分点）左右到达天球赤道。太阳在一年中别的时间的轨迹与其前六个月的运动轨迹相对应。在12月22日（冬至点）到达离赤道最南边的一点；接着又在3月21日（春分点）前后颠末天球赤道。不外，这些日期会因闰年出现一些差别。
我们现在可以来总结一下太阳周年视运动中必要注意的几点：
我们从春分点开始观测；
夏至点是太阳运行到最北边的一点之后，开始返回并向南靠近赤道的迁徙转变点；
秋分点与春分点相对，太阳在9月23日左右会颠末这个地方；
冬至点与夏至点相对，是太阳最靠南的一点。
我们将太阳在两个天极之间通过的这些点与天球赤道呈直角的时圈称为“分至圈”（colure）。太阳颠末春分点的二分圈是赤经的出发点，而与之垂直的是二至圈。
让我们再来认识一下星座与季候气候以及逐日时间的关系。如果太阳本日和一颗星星同时颠末子午圈，那么来日诰日太阳就会在这颗星星东边1?，也就是我们之前讲过的，这颗星星会比太阳早约4分钟颠末子午圈。这种环境天天重复，连续一整年，直到二者再次同时颠末子午圈。云云一来，这颗星星每年颠末天空的次数会比太阳多一次。换句话说，太阳颠末子午圈365次，而那颗星星会颠末子午圈366次。固然，如果我们选取的是南天的星星，那么它出没的次数则与太阳的雷同。
四序
如果地球的自转轴恰好与黄道平面垂直，黄道将与天球赤道重合，那么我们就感觉不到四序之间的厘革了。这是由于太阳永世都是从东方升起，在西方落下，经年稳定。地球上的气温厘革也很渺小，这是由于1月时地球与太阳的隔断更近一些，到了6月就离太阳远一些。但是黄道倾斜了，那么太阳位于赤道以北时（3月21日到9月23日），北半球天天被太阳照耀的时间比南半球长，而且与地面形成的角度也更大。而南半球的环境则恰好相反。太阳照耀的时间从9月23日到次年的3月21日，比北半球更长。因此，当北半球是冬季时，南半球就是夏日，两个半球的季候恰好相反。
真运动和视运动的关系
在深入讨论这部门内容之前，我们有须要先相识几个名词。
起首是真运动——也就是地球的运动，其次是视运动——也就是真运动引起的天体视运动。接下来是真周日运动，指的是地球围绕自己的轴自转；视周日运动，指的是地球自转产生的星表征象。真周年运动，指的是地球围绕太阳公转；视周年运动，指的是太阳在众星之间围绕天球运动。
由于真周日运动，地平线从太阳大概星辰上颠末。如许，我们就会看到太阳或星辰升起又落下。
地球赤道平面约莫在每年的3月21日前后从太阳北边向南边移动，9月23日前后，则从南边向北边移动。以是我们说，太阳3月时从地球赤道颠末并向北移动，到了9月又颠末赤道并向南移动。
每年6月，地球赤道平面在太阳南边最远的地方，12月则在太阳北边的最远处。我们以为，在第一种环境中，太阳处于北至点；而第二种环境中，太阳处于南至点。
相对于与地球轨道垂直的线，地球的自转轴倾斜了23.5?，以是黄道向天球赤道倾斜的夹角也是23.5?。
夏日时，地球的北半球向太阳倾斜，北纬地区被地球的自转作用向导，旋转一次得到阳光的时间有一泰半，而南纬地区得到阳光的时间只有一小部门。于是，我们就可以看到，太阳天天在地平线上的时间凌驾一半，北半球是酷热且昼长的夏日，而南半球则是寒冷且夜长的冬季。
到了北半球过冬的时间，环境就完全相反，南半球在这个时间倾向太阳，北半球则阔别太阳。因此，南半球进入昼长夜短的炎天，而北半球则是夜长昼短的冬日。
上述内容如果用相对性原理表明，会更容易明确。由于宇宙没有中央，那么全部参照物都是相对而言的。
年与岁差
我们常说的“年”的概念，最简朴的就是地球围绕太阳公转一周的时间。按前面讲过的，年的长度有两种差别的丈量方法：一种是盘算出太阳两次颠末同一颗恒星所用的时间，另一种是盘算出两次太阳颠末春分点（或秋分点）所用的时间。如果二分点的位置是固定在众星之间稳定的点，那么这两种盘算方法得到的结果就完全雷同。但是，古代天文学家根据数千年的研究发现，上述两种方法得出的结果并差别，太阳以恒星为出发点绕天空转一周会比以春分点为出发点绕天空一周多花11分钟。由此我们可以得出，每年春分点的位置会在众星之间不停移动，这种移动被称为“岁差”（precession）。岁差的产生与天球没有任何关系，只是由于地球在绕太阳公转的过程中地轴痴钝移动造成的。
我们假设图1–5中地球不停在围绕太阳旋转，颠末六七千年，转动了6000至7000次之后，终极我们发现，地轴的北极并非如图中所示向着我们的右边，而是转到正对着我们的那一方；再颠末六七千年，地轴北极又来到了我们左边；再颠末同样的时间，地轴北极将会背对着我们；继续颠末同样的时间，地轴北极会回到最初的位置，这个过程约莫必要2.6万年。由于天极由地轴的方向决定，因此地轴方向的厘革会动员天极在天空中逐步转出一个半径为23.5?的圆圈。这时，北极星与北极的隔断是1?多一点。但是，北极正逐步靠近北极星，200年后就会渐渐阔别北极星。1.2万年后，北极将进入天琴座（Lyra）中，隔断这个星座中最亮的织女星（Vega）约莫5?。古希腊时期，帆海者并不认识北极星，由于其时的北极星隔断北极点10?至12?，位于北极星和大熊星座之间。其时的帆海者只能根据大熊星座来确定航向。
如许一来，既然天球赤道是在两个天极正中央的大圈，那么它在众星中的位置也肯定会有相应的厘革。这种厘革在已往2000年中产生的影响可以在图1–7中看出。由于春分点是黄道和天球赤道的交点，以是它们也会在这种厘革的影响下发生厘革。这就产生了岁差。
我们前面讲到的两种年，一种被称为“恒星年”（sidereal year），另一种则被称为“回归年”（tropical year）或“分至年”。回归年是太阳两次颠末二分点所用的时间，详细时间为365日5小时48分46秒。由于四序由太阳在天球赤道南北位置决定，以是回归年成为了计时体系。在古代，天文学家发现回归年的长度是365.25天。在托勒密2期间，年的长度盘算结果准确到比365.25天少几分钟。直到现在，很多国家仍旧使用格列高里历，订定出的年的长度与此相差无几。
恒星年指的是太阳两次颠末同一恒星所用的时间，详细时间为365天6小时9分钟。基督教国家不停使用罗马儒略历到1582年，这种历法中的一年刚好是365.25天。这比回归年的长度多了11分14秒，因此四序会在千百年中逐步发生厘革。为了克制出现这种环境，人们必要订定一个匀称长度尽大概准确的年的制度，罗马教皇格列高里十三世颁布法令，在儒略历的400年之间取消三次闰年。根据儒略历，每个世纪的末了一年肯定是闰年；而在格列高里历中，1600年仍旧是闰年，而1500年、1700年、1800年和1900年则都是平年。
于是，格列高里历被全部天主教国家担当，也连续在新教国家中遍及，并成为天下通用的历法（辛亥革命后，中国也采取此历法）。
夏历
在中国，除了格列高里历（俗称阳历）之外，另有盛行千百年之久的夏历法。这是一种特殊的阴阳历，并不是单纯的农历。中国的百姓到现在仍旧以它为依据，安排农事、渔业生产以及确定传统节日。
夏历是按朔望周期确定月份。月相朔（日月合朔）地点的日期为本月月朔，下次朔的日期为下月月朔。由于一个朔望月的周期是29.53天，以是分大月和小月，大月30天，小月29天。某月是“大”照旧“小”，以及哪天是“朔日”，则根据太阳和玉轮的真实位置来推算，古时称为“定朔”。
夏历的年以回归年为依据。为了和回归年的长度相似，夏历使用增长闰月的方法（根据二十四节气订定），并将岁首调解到“雨水”地点的月初。夏历一年12个月，一共是354日大概355日，匀称19年有7个闰月，如许就包管了19年的夏历与19年的回归年的长度根本相称。以是通常环境下，中国人的19岁、38岁、57岁及76岁时的阳历生日和夏历生日会重合在一起。
汉武帝太初元年（公元前104年）五月颁布的《太初历》，将含有雨水的月份定为正月，将这个月的月朔定为岁首。因其更加科学地反映农业季候，除个别朝代有过短期改动外，不停相沿至今。
1 本书中的楷体笔墨为编译者添加或修订的内容。
2 托勒密（Ptolemy），公元2世纪的埃及天文学家。——编译者注 |
